Sektion Bedeckungsveränderliche

Bedeckungsveränderliche Sterne

Frank Walter

Was sind Bedeckungsveränderliche?

Bedeckungsveränderliche sind Doppelsterne, die in der Regel so eng stehen, dass wir sie optisch nicht trennen können. Sie bewegen sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Liegt die Erde in oder sehr nahe zur Bahnebene, so können wir einen "Bedeckungslichtwechsel" beobachten. Bewegt sich nämlich von uns aus gesehen einer der beiden Sterne vor den anderen, so erreicht uns das Licht des bedeckten Sterns ganz oder teilweise nicht mehr, das Sternsystem insgesamt erscheint dunkler. Wir erleben gewissermaßen eine Sternfinsternis. Der Wechsel der Helligkeit beruht bei den Bedeckungsveränderlichen also auf einem optischen Phänomen und nicht - wie bei allen anderen Veränderlichen (Mirasternen, Cepheiden usw.) auf einer physischen Veränderung eines Sterns. Je nach Größe und Lage der Sterne zueinander unterscheiden wir drei Typen von Bedeckungsveränderlichen:

Die folgenden Kurzbeschreibungen stammen aus den entsprechenden Unterlagen desGeneral Catalog of Variable Stars (GCVS) Dort finden sich weitere Details und Verfeinerungen des Typenschemas.

Die Kurzbeschreibungen werden durch eine Abbildung der Lichtkurve und einem Modell des Bedeckungssystems ergänzt. Sie sind mit dem Programm Binary Maker 3 erzeugt. Die Lichtkurve zeigt die beobachtete Helligkeit des Gesamtsystems im Laufe eines Umlaufs. Das Modell ist aus der Analyse der Lichtkurve sowie weiterer Untersuchungen entstanden. Im Modell sind neben den Sternen mit roten "+"-Zeichen die Schwerpunkte der einzelnen Sterne sowie der gemeinsame Schwerpunkt angegeben. Außerdem sind die Bahnen der Schwerpunkte der Sterne während eines Umlaufs gezeichnet.

Algol-Sterne (EA)

Namensgeber ist der Stern Algol = β Persei. Es sind Doppelsterne mit sphärischen oder nur schwach durch die gegenseitige Anziehung verformten Komponenten. Aus ihren Lichtkurven kann man den Beginn und das Ende der gegenseitigen Bedeckungen ablesen. Zwischen den Bedeckungen bleibt die Helligkeit meist konstant. Es kann vorkommen, dass Sekundärminima nicht messbar sind. Der Bereich der Perioden ist sehr groß und liegt zwischen 0,2 und 10.000 Tagen. Die meisten Perioden liegen aber in einem Bereich von 1 bis 15 Tagen. Die Helligkeitsamplituden sind ebenfalls sehr verschieden und können mehrere Größenklassen betragen.

Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen NN Cep.

Beta-Lyrae-Sterne (EB)

Doppelsternsysteme, deren Komponenten durch die gegenseitige Anziehung verformt sind. Es ergeben sich Lichtkurven, aus denen sich die genauen Zeiten für den Beginn und das Ende der Bedeckung nicht bestimmen lassen. Zwischen den Bedeckungen findet ein kontinuierlicher Lichtwechsel statt, da sich durch die Verformung die scheinbare Größe der Sternoberflächen ändert. Da Sekundärminimum lässt sich immer beobachten. Die Amplitude de Hauptminimums ist in den meisten Fällen kleiner als 2 mag, die des Nebenminimums ist normalerweise deutlich kleiner. Die Periode ist in der Regel größer als 1 Tag.

Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen HW Per.

W-UMa-Sterne (EW)

Bedeckungsveränderliche mit Perioden < 1 Tag. Beide Komponenten sind durch die gegenseitige Anziehung stark verformt und befinden sich in Kontakt. Die Zeiten für den Beginn und das Ende der Bedeckung lassen sich nicht bestimmen. Die Tiefe von Haupt- und Nebenminimum sind meist gleich oder unterscheiden sich nur geringfügig. Die Amplitude der Minima ist in der Regel < 0.8 mag. Ist eine der beiden Komponenten kleiner als die andere, kann es in den Minima zu einer Phase mit konstanter Helligkeit kommen.

Lichtkurve und Modell des Bedeckungsveränderlichen UZ Leo. Der gelbe Kreis im Modell entspricht der Größe der Sonne.

Details: | Zuletzt aktualisiert: 07. Januar 2021 | Zugriffe: 3777

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